Yüksek kütleli yıldızların kütlesi, güneşin birkaç katıdır. Bu yıldızlar evrende daha az sayıdadır çünkü gaz bulutları yoğunlaşarak birçok küçük yıldıza dönüşme eğilimindedir. Ayrıca, düşük kütleli yıldızlara göre daha kısa ömürleri vardır. Azaltılmış sayılarına rağmen, bu yıldızlar hala bazı çok ayırt edici ve göze çarpan özelliklere sahiptir.
Tüm yıldızlar, çekirdeklerinde nükleer füzyonla çalışır. Bir yıldız, yaşamının çoğunu, hidrojen atomlarını helyuma dönüştürdüğü ana dizi olarak bilinen bir aşamada geçirir. Yüksek kütleli bir yıldızın bu süreçte yakacak daha fazla hidrojeni olacaktır. Bu işlemle açığa çıkan enerji daha yüksek sıcaklıkları koruyacak ve yıldız da düşük kütleli bir yıldızdan daha fazla hidrojen yakacaktır. Bu nedenle, yüksek kütleli yıldızlar, enerjilerini düşük kütleli yıldızlara göre daha hızlı tüketirler. Güneşin on katı kütleye sahip bir yıldız, 20 milyon yıllık ana dizide yaşayabilir, oysa kırmızı cüce yıldızlar gibi düşük kütleli yıldızların ana dizi ömürleri, evrenin şu anki yaşından daha uzun olabilir. Evren.
Yıldızlar, spektral özelliklerine göre farklı sınıflara ayrılır. Ana spektral sınıflar, azalan sıcaklık sırasına göre O, B, A, F, G, K ve M'dir. Bu sınıflar aynı zamanda yıldızların kütlesine de tekabül eder ve en büyük kütleli O-sınıfı yıldızlardır. Güneş, G sınıfı bir yıldızdır. M sınıfı yıldızların kütlesi yaklaşık olarak güneşin yüzde 10'u kadardır ve yüzey sıcaklığı 2.500 ila 3.900 K arasındadır. Buna karşılık, O-sınıfı yıldızlar, güneşinkinden 60 kat daha büyük bir kütleye sahip olabilir ve 30.000 ila 50.000 K arasında değişen yüzey sıcaklıklarına sahip olabilir. Spektral sınıf B, güneş kütlesinin yaklaşık iki veya üç katı ile güneşin kütlesinin yaklaşık 18 katı kütleye sahip yıldızları içerir. B sınıfı yıldızların sıcaklığı 11.000 ila 30.000 K arasında değişir. A ve F tayf sınıfları, güneşten sadece biraz daha büyük kütleli yıldızları içerir.
Güneşin kütlesinin en az 1,3 katı olan yıldızlar, diğer birçok yıldızda görülenden farklı bir füzyon türüne maruz kalabilir. Daha az kütleli yıldızlar, ana dizi yaşamları boyunca hidrojen füzyonuna ve sonraki yaşamlarında helyum füzyonuna maruz kalırlar. Daha büyük kütleli yıldızlar, hem hidrojen füzyonu hem de karbon-azot-oksijen süreci yoluyla helyum oluşturabilir. Bu, tüm hidrojen ve helyum tükendikten sonra bile bu yıldızların yanmaya devam etmesini sağlar. Buna karşılık, bu yüksek kütleli yıldızlar, sonraki yaşamlarında giderek daha büyük elementleri kaynaştırabilir.
Yüksek kütleli bir yıldızın ömrünün sonunda, çekirdeği demirden oluşur. Bu demir stabildir ve füzyona uğramaz. Sonunda, demir çekirdek yerçekimi nedeniyle çöker ve yıldız bir süpernova olarak patlayabilir. Yıldızın kütlesine bağlı olarak, yıldızın çekirdeği bir nötron yıldızı veya bir kara delik olabilir. Bu uç noktalar, yaşamlarına daha sıcak beyaz cüce yıldızlar olarak son veren diğer yıldızların çoğundan çok farklıdır.